The Hottest Horizontal-Branch Stars in omega Centauri - Late Hot Flasher vs. Helium Enrichment
对一些大质量球状星团的紫外线观测发现，在水平分支（HB）的热端下方有大量非常热的恒星，即所谓的蓝钩星。这一特征可能被解释为后期热闪情景的结果，即恒星在白矮星冷却曲线上经历氦闪，或者被最近假设存在于某些星团中的富氦子种群的后代所解释。使用LTE和非LTE模型大气分析了欧米茄Cen蓝色HB热端恒星的中等高分辨率光谱的大气参数和丰度。在30，000 K到50，000 K的温度范围内，我们发现35%的恒星是贫氦的（log（n_He/n_H）< -2），51%的恒星的太阳氦丰度在3倍以内（-1.5 <= log（n_He/n_H）<= -0.5），14%的恒星是富氦的（log（n_He/n_H）> -0.4）。我们还发现碳富集与氦富集同步，最大碳富集为3质量%。至少有14%的半人马座最热的HB星的氦丰度远高于氦富集情景的最高预测值（Y = 0.42对应于log（n_He/n_H）~ -0.74）。此外，最富氦的恒星显示出强烈的碳富集，正如后期热闪光情景所预测的那样。我们的结论是，富含氦的HB星在欧米茄Cen不能被解释的氦富集的情况下调用来解释蓝色的主序列。（节录）
2007-09-18 astro-ph
Subdwarf O Stars from SDSS and SPY
我们提出的SDSS数据库中的sdOs的定量光谱分析的结果。拟合的Balmer，HeI和HeII线的非LTE模型的光谱，我们推导出它们的有效温度，表面重力和氦丰度。我们发现富氦的sdO星在Teff = 40，000K到50，000K和log（g）= 5.5到6.0的小区间内聚集。我们的结论是，sdB星与缺氦sdO星联系在一起，即sdB星是缺氦sdO星的前身。为了完整地解释氦富集的sdO星，我们认为两种情况最有希望：两颗氦核白矮星的合并和后期的热闪光。
2008-04-23 astro-ph
Are All Hot Subdwarf Start in Close Binaries?
我们讨论是否支持的假设，即“所有（或大多数）的次矮星是在密切的双星”经常报道的观测光度或光谱复合字符的许多热次矮星。通过一个可能的反论点，我们专注于解决同伴（光学对）的热亚矮星。在统计的基础上，其中许多都与热次矮星有物理联系，即是常见的自行对。这些被分辨出来的双星对在每十年的预测分离中对热亚矮星的目录做出了百分之几的贡献。如果它们只是一个类似于本地G矮星双星群（Duquennoy & Mayor 1991）的双星群中相对较宽的成员，而G矮星双星群的轨道间距分布很广，那么许多未解决但复合的热亚矮星双星在天体物理学意义上可能并不“接近”。在这种情况下，形成热亚矮星的双星通道可能没有想象的那么重要，或者必须涉及不会导致复合光谱系统的伴星（白矮星）。
2003-09-05 astro-ph
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS Photometry
利用两微米全天巡天（2MASS）第二次增量数据发布目录，我们已经检索了数百个热次矮星（sdO和sdB星）的近红外星等从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。检查2MASS测光单独或结合视觉测光（约翰逊BV或Stromgren uvby）在文献中，我们表明，它是可能的，以确定热亚矮星，表现出红色的红外颜色，可以归因于存在一个未解决的晚期类型的同伴。利用这个大的样本，我们第一次尝试定义一个近似体积有限的热次矮星样本。我们讨论的考虑因素，偏见，并在定义这样的样本的困难。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在幅值受限的样本中，约40%具有与未分辨的晚期类型伴星的存在相一致的颜色。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数约为30%。
2003-05-27 astro-ph
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS All-Sky Photometry
利用2微米全天巡天（2 MASS）全天数据发布目录，我们检索了有用的近红外J，H和Ks的星等超过800个热次矮星（sdO和sdB星）从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在星等有限的样本中，约40%的颜色与未分辨晚期型（FGK）伴星的存在一致。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数为~ 25%。
2003-09-05 astro-ph
Disentangling Composite Spectrum Hot Subdwarfs
给出了复合光谱热次矮星（sd+晚型）光谱研究的初步结果。我们获得了光谱的热次矮星的样品从光谱识别的热次矮星目录的基础上，从2微米全天巡天（2 MASS）的近红外测光。该样本由20个光度和光谱单一和54个复合热次矮星，6个解决（或勉强解决）的视觉双打，和5个对象与发射线或宽吸收线与发射核心。还获得了84颗依巴谷双星的标准星（单晚型）的光谱进行校准。这些观测覆盖4600-8900 Ang，分辨率为3 Ang。我们测量了等效的宽度一样的指数周围的镁I b，钠I D，钙II红外三重态，H-α，和H-β。利用单个晚型星观测数据结合模型能量分布，我们探讨了测量的复合光谱指数如何随晚型伴星的温度和光度以及热亚矮星的温度和半径的变化而变化。我们使用测量的复合系统的指数来估计的温度和重力的晚型恒星，考虑到它的光谱特征的光从热亚矮星的稀释。
2004-10-11 astro-ph
The Light Curve Variations of The Active Binaries With Hot Subdwarf Component
本文给出了两颗具有热次矮星成分的活动双星的光变曲线变化。根据食外的亮度变化，系统的巨组分是色球活动星。这些组件上的暗冷活性结构引起系统总光的变化。
2006-07-10 astro-ph
The Nature of the Late-Type Companions in Hot Subdwarf Composite-Spectrum Binaries
本文介绍了热亚矮星复合光谱双星中晚型伴星的研究结果。这些晚型伴星的确切性质在文献中一直存在争议-有些人认为它们是主序星，另一些人则声称它们是次巨星。为了确定晚型伴星的性质，我们首先利用两微米全天巡天（2 MASS）全天数据发布目录进行了一次调查，以确定“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯和钻井1988年，1992年）中的复合色双星。然后，我们对2 MASS复合色热亚矮星的子样本进行了光谱研究。样品由光度和光谱的单一和复合热次矮星（14个单一和51个复合）。我们还获得了59个单颗晚型星的依巴谷星表的光谱。我们使用测量的等效宽度（EW）指数的复合系统，以估计温度和重力的晚型恒星，考虑到其光谱特征的稀释，从热亚矮星的光。光谱数据与模型能量分布相结合的结果表明，在复合光谱系统中的晚型同伴最好的描述的主要序列同伴的整体。
2005-11-14 astro-ph
Model Spectra of Hot Subdwarfs for the Gaia Mission
盖亚任务将提供前所未有的银河系3D视图，它将获得大约10亿颗恒星的天体测量、光度测量和光谱数据。我们特别感兴趣的是盖亚将产生的关于热亚矮星B（sdB）的新数据的宝库。为了盖亚分类sdBs和估计参数模型光谱覆盖广泛的参数范围是必要的。在这里，我们描述了一个广泛的网格，这将用于此目的的建设。
2008-04-29 astro-ph
Hot Subdwarfs in Binaries as the Source of the Far-UV Excess in Elliptical Galaxies
椭圆星系中过量的远紫外线（far-UV）辐射仍然是他们最持久的谜团之一。相比之下，银河系中古老的蓝色恒星，热亚矮星的起源现在已经相当清楚：它们是热恒星，通过各种二元相互作用失去了氢包层。在这里，我们回顾了在银河系中产生热亚矮星的主要演化渠道，并提出了再现银河系热亚矮星人口的主要属性的二进制人口合成模拟的结果。将相同的模型应用于椭圆星系，我们展示了这个模型如何解释远紫外线过剩的主要观测特性，包括远紫外光谱，而不需要调用特设的物理过程。该模型意味着，紫外线过量是不是一个迹象的年龄，因为已经假设以前，并预测，它不应该强烈依赖于人口的金属丰度。
2008-08-05 astro-ph
Searching for the "Missing" PG Hot Subdwarfs in SDSS and GALEX Data
许多EHB星都是在短周期双星中发现的，这些后共包络系统中的伴星不是白矮星就是dM星;这些系统被归类为热亚矮星，因为亚矮星是更明亮的组成部分。假设的洛赫瓣溢出系统（有更大质量的伴星）可能在很大程度上无法被编目，因为伴星的G带或Ca II K线可能导致它们被忽略或丢弃。特别是，许多候选天体由于这种光谱指标而被排除在PG目录之外。这些废弃物中是否包含大量“失踪”的热次矮星？我们已经检查了2 MASS，SDSS和GALEX档案数据的大子集，这些被拒绝的恒星，并得出结论，只有少数（约3%）显示的迹象，联星;大多数是一致的（单）金属贫F星，因为最初的假设。
2005-11-14 astro-ph
A search for kilogauss magnetic fields in white dwarfs and hot subdwarf stars
本文介绍了对DA白矮星中弱磁场的观测结果，其中包括一些较亮的热亚矮星。我们已经检测到可变圆偏振的热亚矮星Feige 34（SP：sdO）的H α线。根据这些数据，我们估计这颗恒星的纵向磁场变化范围为-1.1 +/- 3.2 kG至+9.6 +/- 2.6 kG，平均值约为+5 kG，周期超过2小时。在本研究中，我们还证实了白矮星WD 1105 -048的磁性，并给出了5颗最亮DA白矮星的千高斯纵向磁场的上限。我们的数据支持最近的发现，即25%的白矮星具有千高斯磁场。这一频率也证实了早期使用白矮星磁场函数获得的估计结果。
2006-05-16 astro-ph
Discovery of magnetic fields in hot subdwarfs
我们目前的偏振测量sdB和sdO星使用FORS 1的VLT。这些观测结果是一个项目的一部分，该项目旨在确定两颗超级富含金属的恒星的磁场是否可以解释它们的极端丰度特性。在我们的六个目标中，每一个目标的场强都达到了1.5 kG，但在明显正常的亚矮星和富含金属的物体之间没有发现明确的证据。磁场的来源不明。我们还讨论了我们的测量的影响，在恒星演化的后期阶段的磁通量守恒。
2005-03-10 astro-ph
Hot subdwarfs in the Galactic Bulge
最近的观测和理论表明，极端水平分支（EHB）恒星及其后代应该是许多椭圆星系光谱中紫外线过量的原因。由于银河凸起是一个老的，富含金属的球体，我们能够详细研究的EHB方案中最接近的代表，我们获得了光谱的凸起EHB恒星候选人，我们确认他们的地位热演化恒星。这是第一次在银河系隆起中明确识别出这样的恒星。
2005-09-22 astro-ph
Detection of a Hot Subdwarf Companion to the Be Star FY Canis Majoris
Be星的快速自转可能是由相互作用双星中过去的质量和角动量吸积引起的，其中质量供体目前被视为一个小的，热的亚矮星剥离了它的外壳。在这里，我们报告的光谱检测这样的亚矮星的Be二元系统FY大犬座从IUE航天器和KPNO Coude Feed望远镜在16年和21年的过程中获得的数据分析，分别。我们提出了一个双线光谱轨道的基础上的径向速度从IUE光谱和使用的轨道解与多普勒层析成像算法来重建组件的紫外光谱。次矮星温度很高（T_eff = 45+/-5 kK），质量约为1.3 M_sun，半径约为0.6 R_sun。它贡献的通量大约是Be星在FUV中的4%。我们还提出的H-α和He I 6678发射功能，形成在拱盘的Be星的观测。He I 6678的轨道通量和速度变化表明，大部分的排放形式沿盘边缘面临的热亚矮星的磁盘可能被加热的入射辐射从亚矮星。对1980年代发现的FUV落壳线的研究证实了它们的存在，但也揭示了它们往往在两个正交相位附近被发现，这与大陵五双星的模式不同。相依赖的变化，在UV N V的双重建议存在的N-增强风从亚矮星和可能的冲击之间的相互作用区域的恒星，亚矮星的风碰撞的磁盘的Be星。
2008-06-18 astro-ph
The evolution of a hot subdwarf: observations of the pulsating subdwarf B star Feige~48
自从脉动亚矮星B（sdBV或EC 14026）首次被发现（Kilkenny et al，1997）以来，观测工作一直试图实现其限制极端水平分支（EHB）恒星内部物理的潜力。一路上遇到的困难包括不确定的模式识别和缺乏稳定的脉动模式属性。在这里，我们报告的Feige~48，一个sdBV星的后续观测已获得跨越四年多，它显示出一些稳定的脉动模式。我们将时间谱分解为幅度小于1%的340至380秒范围内的五个稳定脉动周期，以及每个数据集中出现的两个额外周期。三个最大的振幅周期几乎是等距的，我们探讨的后果，确定它们作为一个旋转分裂$\ell=1$三重咨询与代表性的恒星模型。脉动振幅和相位的一般稳定性使我们能够使用脉动相位来约束这颗sdBV恒星演化的时间尺度。此外，我们能够对Feige~48的任何恒星或行星伴星进行有趣的限制。
2003-06-24 astro-ph
White Dwarfs and Hot Subdwarfs as Seen from FUSE
我们提出了一个小的收集FUSE光谱代表的主要光谱类发现在白矮星。此外，我们还讨论了另一类热演化恒星，即热次矮星。这两个家族都属于化学性质特殊的恒星，人们认为，引力沉降、普通扩散、辐射悬浮、微弱的恒星风和吸积等相互竞争的过程的复杂相互作用是这些天体中观测到的大气成分丰富多样的原因。FUSE在目前寻求建立这些恒星光谱演变的连贯理论方面发挥着关键作用，因为它能够以比以前根据光学或紫外线观测所能达到的高得多的准确度确定重元素丰度的模式。我们还简要介绍了一些迷人的FUV光变曲线的少数脉动亚矮星B星，从而说明了独特的潜力，FUSE的星震学研究，尚未被利用的潜力。
2004-11-03 astro-ph
The Potential of Asteroseismology for Hot, Subdwarf B Stars: A New Class of Pulsating Stars?
我们提出的关键样本的热B亚矮星模型的脉动特性的系统调查结果。我们使用的平衡结构，从详细的太阳金属丰度（Z = 0.02）的演变序列补充网格的静态包络模型的各种金属丰度（Z = 0.02，0.04，0.06，0.08，和0.10）。我们认为所有的脉动模式与l = 0，1，2，和3在80- 1500秒的周期窗口，目前最适合快速光度检测技术的间隔。我们建立了显着的驱动往往是存在于热B亚矮星，是由于与重元素电离的不透明凸块。我们发现Z >= 0.04的模型表现出低径向阶不稳定模式，径向和非径向（p，f和g）脉动都被激发。不稳定模型的Teff > 30，000 K，log g > 5.7，这在一定程度上取决于金属丰度。我们强调，金属富集只需要发生在驱动区域的局部。在此基础上，结合公认的观点，当地的丰富和缺乏的金属是共同的地方，在信封的热B亚矮星，我们预测，这些恒星中的一些应该显示光度变化所造成的脉动不稳定性。
1996-06-11 astro-ph
Discovery of magnetic fields in hot subdwarfs
我们提出了一个项目的初步结果，以测量平均纵向磁场在一组sdB/OB/O星。该项目的灵感来自于三颗超富金属的sdOB恒星的发现，每颗恒星的金属（例如Ti，V）增强了10^3到10^5倍。在化学性质特殊的A星中也观察到类似的行为，那里的强磁场是富集的原因。考虑到这一点，我们在ESO/VLT上使用FORS 1获得了两个超金属富集的sdOBs，两个“正常”sdBs和两个sdOs的圆偏振光谱。通过检查圆极化的氢巴耳末线和氦线，我们已经检测到磁场的强度为1-2千克在我们的大多数目标。这表明，这样的领域是相对常见的热次矮星。
2004-10-02 astro-ph
Beyond the iron group: heavy metals in hot subdwarfs
本文报道了在22000 ~ 40000 K温度范围内，在20多颗sdB和sdOB星的紫外光谱中，发现了Ga Ⅲ、Ge Ⅳ、Sn Ⅳ和Pb Ⅳ的强光球共振线。其他重元素的谱线也被检测到，但在这些情况下，需要更多的原子数据。基于这些发现，我们提出了一个假说，以解释在sdB星明显缺乏硅热超过32000 K。三重电离的锗、锡和铅的存在表明，硅不是沉入光球层深处，而是在分馏的恒星风中被从恒星中带走。这一假设对sdB星的扩散模型提出了挑战。
2004-07-03 astro-ph
Clusters AgeS Experiment. Hot subdwarfs and luminous white dwarf candidates in the field of the globular cluster M4
本文给出了球状星团M4的UBV色星等图。CMD显示了一系列的四颗明亮的蓝色恒星（V<20，U-V<-0.6），它们似乎是星团热次矮星。我们提出了三个最亮的光谱。我们还注意到存在一群暗淡的蓝色天体，可能是属于该星团的热的年轻白矮星（WD）。我们选择了五个高于V=22等的天体，这些天体足够明亮，可以进行后续的地基光谱学研究，并给出了它们的坐标和发现图表。我们展示了变星V46的光谱（Kaluzny et al. 1997），这表明它是一个热的次矮星，以及用ISIS图像减法包获得的新的光变曲线（Alard 2000）。光变曲线是不稳定的，但只有一个明显的变化周期。发现了两个新的变星，都位于星团红巨星分支（RGB）。我们还给出了一个E（B-V）微分红化图，并在V/B-V CMD上给出了主序、次巨星支和红巨星支的基准序。基于与M5基准序列的比较，我们获得了E（B-V）=0.41 mag朝向M4的红化估计，与先前的测定一致。
2002-05-28 astro-ph
How Many Hot Subdwarf Stars Were Rejected from the PG Survey?
对紫外线过量天体的Palomar-Green（PG）测量选择了U-B<-0.46的天体进行光谱跟踪。用照相光度法进行颜色选择，其典型误差σ_（U-B）=0.38。光谱检测到的Ca II K线的颜色选择的候选人被认为是一个弱金属冷星（sdF-sdG）已经进入名单，由于光度误差。大约有1100颗这样的“K线”恒星在最终公布的PG星表中被拒绝，因为它们没有“真正的”紫外线过量。然而，另一种可能性是其中一些天体是由一颗热的次矮星（sdB或sdO）和一颗冷的伴星（F-G-K）组成的复合（双星）。特别是最近对sdB星的双星形成通道的兴趣重新引起了人们对已知热亚矮星列表完整性问题的关注，特别是那些有冷伴星的亚矮星。我们已经研究了“拒绝”PG候选星的性质，通过收集现有的信息，为173颗恒星的子集之间的r星等14.0和16.0，有光度数据从数据发布2的斯隆数字巡天（SDSS）和2微米全天巡天（2 MASS）。其中两颗恒星有SDSS光谱。根据它们在（u-g，g-r）和（g-r，r-K_s）双色图中的位置，以及单星模型对光谱能量分布的详细拟合，我们得出结论：绝大多数这类恒星可以被解释为贫金属的F和G亚矮星，这与PG巡天作者最初的解释是一致的。我们将分别讨论这七个异常值;它们可能是双星系统，其中包括一颗热的亚矮星，或者它们是偶然进入被拒绝的恒星列表的热恒星。
2004-10-22 astro-ph
Are Analogues of Hot Subdwarf Stars Responsible for the UVX Phenomenon in Galaxy Nuclei?
我们提出的情况下，人口的sdB/sdOB/sdO型恒星可能是一个共同的组成部分的星系恒星星族，负责的紫外线上翘（“紫外线”）观察到的光谱的螺旋隆起和正常的星系核。具有$\log g > 5$和$\log \teff > 20,000K$的极端水平分支恒星在过去几年中已经成为最有可能的UVX起源候选者。在某些星系（如NGC~1399、NGC~4649）中，这种远紫外线通量的大小表明，银河系的核区域一定比太阳附近包含更多的亚矮星。本文总结了演化恒星星族紫外辐射的定量研究结果。我们已经计算了一个大的网格恒星模型的高级阶段的演变，以及一组年龄2-20 Gyr的等时线，为广泛的组成。我们使用这些计算得到的合成UV色指数的恒星星族与热组件。
1994-02-18 astro-ph
CPD-20 1123 (Albus 1) is a bright He-B Subdwarf
根据测光和天体测量数据，有人提出阿不思1（也称为CPD-20 1123）可能是一颗类似于G191-B2 B的热白矮星，或者是一颗热亚矮星。我们获得的一系列光谱表明CPD-201123是一颗明亮的He-B亚矮星。我们分析了HI Balmer和HeI的谱线，测得T_eff = 19800+/-400 K，log g = 4.55+/-0.10，log N（He）/N（H）= 0.15+/-0.15。这个奇特的天体属于一个演化的富氦恒星家族，可能是双简并的产物，或者是后水平或巨分支演化的产物。
2007-08-20 astro-ph
ORFEUS II echelle spectra: On the influence of iron-group line blanketing in the Far-UV spectral range of hot subdwarfs
我们提出了一个分析的亚矮星O星Feige 67与一个完全金属线覆盖的NLTE模型大气的基础上，高分辨率的远紫外（912-2000 A）和近紫外（2000-3400 A）光谱从新的ORFEUS II阶梯观测和IUE最终存档。远紫外光谱被铁和镍线严重覆盖，阻止了恒星连续谱的检测，使丰度分析变得复杂。重要的几点有关的帐户覆盖数百万的铁族线和准确测定铁和镍丰度进行了讨论：使用所有理论和实验已知的线不透明度的铁族元素，考虑一个广泛的波长范围内的恒星连续通量的可靠测定，和星际红化的作用。本文概述了未来高分辨率的热致密星远紫外光谱的光谱分析的基本方法。在这项研究中，我们重新分析了Feige 67的铁和镍丰度，并确认了它们的异常含量。
2000-06-23 astro-ph
Mass-loss and diffusion in subdwarf B stars and hot white dwarfs: do weak winds exist?
扩散对亚矮星B（sdB）和热白矮星化学成分的影响强烈地依赖于弱风的存在。在本文中，对于半个太阳质量的恒星，在25000 K到50000 K之间的各种有效温度下，以及在太阳到1/100太阳之间的各种金属丰度下，预测了质量损失率作为表面引力的函数。由于假设类似于原始的辐射驱动风理论，动量方程的求解方法已经被修改，因为线力乘数的通常参数化在弱风的情况下会导致复杂化。根据这些结果，每年质量损失率为E-11太阳质量的弱风可能只存在于最明亮的sdB恒星中。对于更紧凑的，从散装物质（氢和氦）的金属去耦预计在风区，因为通过库仑碰撞的动量交换是不够有效的。因此，多组分效应非常重要。对于白矮星，如果忽略多分量效应，则根本不存在风解。
2008-08-07 astro-ph
The O-C diagram of the subdwarf B pulsating star HS2201+2610: detection of a giant planet?
本文给出了热亚矮星B脉动星HS 2201 +2610经过7年观测后的O-C图。从这些数据中推断出主脉动周期的长期增长，Pdot=（1.3+-0.1 × 10 **（-12））。此外，进一步的正弦曲线模式表明存在一个低质量的伴星（Msini=~3.5 Mjup），在距离约1.7天文单位的位置绕着这颗热恒星运行，周期接近1140天。
2007-03-29 astro-ph
Hot subdwarf stars - galactic orbits and distribution perpendicular to the plane
从亚矮星的运动学出发，研究了银河系中B型亚矮星的空间分布和星族性质。41颗恒星的轨道是用银河质量模型计算出来的。这些都表现良好，10颗星达到|z| > 2 kpc。许多轨道都是非常偏心的，距离银河系中心只有2千秒差距，或者转向超过20千秒差距。没有一颗恒星可以被唯一地确定为经典的星族II天体。样本轨道的平均偏心率ECC为0.24，轨道的平均归一化z范围NZE为0.16，样本的非对称漂移为-36 km s^-1。z中的分布在z=0 pc附近显示相对最小值，在z=300 pc附近具有最大值。这反映了在星盘中找到恒星的概率比远离星盘的概率小。
1997-08-20 astro-ph
Multicolour photometry of Balloon 090100001: linking the two classes of pulsating hot subdwarfs
我们目前的多色UBVR测光的高振幅EC14026型恒星，气球090100001的结果。数据跨度超过一个月，包括一百多个小时的观察。傅立叶分析这些数据使我们检测到至少30种模式的脉动，其中22个是独立的。检测到的13个模式的频率分组在三个狭窄的范围内，约2.8，3.8和4.7兆赫，其中径向基模，第一和第二泛音可能发生。令人惊讶的是，我们还检测到9个独立的模式在低频域，0.15和0.4兆赫之间。这些模式是在PG 1716 +426型恒星中发现的典型脉动，最近在冷B型次矮星中发现。在这些恒星中发现的模式归因于高阶g模式。由于在气球090100001中观察到了这两种脉动，它代表了两类脉动热次矮星之间的联系。目前，它可能是最合适的目标，以测试这些恒星的演化情景和内部组成模型，通过星震学。我们发现的三个模式形成了一个等距的频率三元组，这可以通过调用$\ell$ = 1模式的旋转分裂来解释。分裂量约为1.58 $μ$ Hz，导致旋转周期为7.1 $\pm$ 0.1天。
2005-04-03 astro-ph
A Quantitative Analysis of the Available Multicolor Photometry for Rapidly Pulsating Hot B Subdwarfs
我们提出了一个定量和均匀的分析，到目前为止收集到的快速脉动的热B亚矮星的宽频带的光度数据集。这涉及到与六颗不同恒星有关的七个不同的数据集。我们的分析是在Randall等人开发的理论框架内进行的，其包括完全非绝热效应。该分析的目标是部分模式识别，即，确定每个观察到的脉动模式的度指数L。在我们的计算中，我们假设l的可能值为0到5。对于每一个目标恒星，我们计算一个特定的模型大气和一个特定的脉动模型，使用来自时间平均光学光谱的大气参数的估计。对于每一个假设的l值，我们使用一个正式的卡方方法来模拟所观察到的振幅-波长分布的每一个模式，我们计算一个质量的拟合Q概率来量化导出的拟合，并客观地区分各种解决方案。我们发现，没有完全令人信服的和明确的L识别是可能的基础上，现有的数据，虽然部分模式歧视已达到25的41模式研究。这些结果的一个简短的统计研究表明，大多数的模式必须有0，1和2的l值，但也有模式与l = 4可以很好地存在，而模式与l = 3似乎是罕见的。这与最近的研究结果一致，表明在快速脉动的B亚矮星中，l = 4的模式在光学域中比l = 3的模式具有更高的可见度。虽然有些令人失望的模式歧视方面，我们的研究结果仍然表明，充分的潜力，在脉动次矮星的l识别的测光是触手可及的。
2006-06-20 astro-ph
